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Magnetismo solar
(Javier Trujillo)

La corona solar
(Dr. Teodoro Roca Cortés)

Observación del Sol

La atmósfera solar

La atmósfera solar se compone de tres zonas: la fotosfera, la cromosfera y la corona solar. La mayor parte de la luz visible, la llamada luz blanca, procede de la fotosfera, que es la parte del Sol que vemos realmente. La cromosfera y la corona también emiten luz blanca, pero sólo es visible cuando la fotosfera está bloqueada. Como sucede durante los eclipses.

Además de este tipo de luz, el Sol emite radiación electromagnética en diferentes longitudes de onda, como el ultravioleta, los rayos gamma o los rayos X, las cuales se originan en diversas partes del Sol. La temperatura de la atmósfera solar es muy elevada, tanto que el gas se encuentra en un estado especial denominado plasma. Esto quiere decir que los núcleos de los átomos no se encuentran rodeados de electrones, sino que el gas se compone solamente de protones y neutrones, lo que determina que las partículas se encuentren cargadas eléctricamente. En este estado, la atmósfera solar está muy influenciada por los fuertes campos magnéticos solares que la atraviesan. Dichos campos magnéticos y la corona solar se extienden por el espacio como parte del viento solar.

1. La fotosfera: Como se ha mencionado, es la region de la que procede la mayor parte de la luz visible del Sol, y es también una de las regiones más frías del mismo, con alrededor de 6.000º K. Se trata de la capa más densa de la atmósfera solar, aunque muy tenue si se compara con la atmósfera terrestres (alrededor del 0.01% de esta última).

Es en esta región donde aparecen las famosas manchas solares, zonas donde existen fuertes campos magnéticos cuya intensidad se registra con los magnetógrafos.

La parte interna del Sol es la más caliente, de manera que el calor se transmite hacia la superficie en forma de corrientes de convección, al igual que el agua cuando se encuentra en ebullición. De esta forma, el material caliente asciende hacia la superficie del sol mostrando ésta un tono brillante, mientras que las zonas de la misma que se encuentran más frías es donde el material se hunde hacia el interior del Sol, apareciendo con un tono más oscuro. Es este contraste de luminosidad el que da a la superficie del Sol su aspecto granulado. Es la región donde se producen las manchas solares, unas de las estructuras más fácilmente visibles del Sol.

2. La cromosfera: presenta un espesor de unos 2.500 kilómetros y debe su nombre al color rojizo que muestra. Está situada sobre la fotosfera y la densidad de los gases disminuye a medida que se aleja de la superficie solar, mientras que, por el contrario, la temperatura aumenta con la altura desde 6000º K en la fotosfera hasta los 100 000º K o más en los niveles más altos. La cromosfera puede ser observada cuando la fotosfera es ocultada por la luna durante en eclipse solar total. En ella se desarrollan algunas de las estructuras más espectaculares, como las fulguraciones y las protuberancias.

Corona solar
Corona solar.
Cortesía de SOHO (SOHO es un proyecto internacional de cooperación entre ESA y NASA)
3. La corona solar: se trata de la región más superficial de la atmósfera solar, y en ella continúa el ascenso de las temperaturas observado ya desde la transición fotosfera-cromosfera. En la corona solar, se llegan a alcanzar valores de un millón de grados Kelvin, debido a lo cual emite radiación de alta energía que puede ser observada en forma de Rayos X. Su espesor es de varias veces el radio del Sol, y desde su superficie se emiten gases ionizados y electrones que constituyen el viento solar, el cual se extiende por todo el Sistema solar.

Las zonas polares presentan una densidad muy baja, constituyendo lo que se denominan agujeros coronales.

Estructuras solares


Estructura de una mancha
NASA/ Dra. Inés Rodríguez Hidalgo (IAC)
ver Actividad del sol (4,5 Mb)
ver Manchas solares (2,7 Mb)
Manchas solares: sin duda, se trata de una de las estructuras más conocidas por todo el mundo, si no la que más. Se originan en la fotosfera, y se caracterizan por resultar zonas más frías que las circundantes (lo que da lugar a su color oscuro) y por presentar fuertes campos magnéticos. A modo comparativo, la Tierra presenta una intensidad de campo magnético de 0.0001 teslas, mientras que en las manchas solares este valor es de 0.25 teslas.

Las manchas solares obedecen a un ciclo de 11 años que fue descubierto a principios del siglo XVIII por el astrónomo Heinrich Schwabe. Durante ese tiempo, las manchas presentan un período de máximo desarrollo para posteriormente descender su número hasta una época de casi ausencia total de las mismas. Al final de este período de 11 años se produce una inversión del campo magnético solar por lo que, en realidad, el ciclo solar es de 22 años, ya que ése es el período de tiempo que transcurre hasta que el Sol vuelve a adquirir una configuración magnética similar a la inicial. No obstante, éste es un valor medio, ya que los ciclos solares presentan en realidad valores que oscilan entre los 7 y los 17 años. Esta ciclicidad parece comprobada para épocas históricas, pero incluso se ha llegado a probar su existencia en épocas tan remotas como el Precámbrico (más de 670 millones de años) a partir de los análisis de sedimentos correspondientes a esa época.

Las manchas solares presentan una zona central muy oscura denominada sombra y otra externa, algo más clara, llamada penumbra. Normalmente, el diámetro de la penumbra suele ser mucho mayor que el de la sombra, y cuando ésta última no existe la mancha solar se denomina poro. Su tamaño puede variar ampliamente, desde unos pocos miles de kilómetros hasta más de 100.000. A modo de comparación, la Tierra completa cabría de sobra en una mancha solar de tamaño medio. Aunque su color es prácticamente negro, se trata de un efecto debido a la diferencia de temperatura (y por tanto, de luminosidad) con las zonas circundantes, ya que si se consiguiera aislar, las manchas solares serían mucho más luminosas que, por ejemplo, la Luna llena.

Al estar originadas por fuertes campos magnéticos, de una intensidad hasta 10.000 veces mayor que la del campo magnético en la superficie terrestre, suelen disponerse en parejas, estando cada mancha relacionada con un polo magnético. Suelen aparecer entre los 5º y los 45º de latitud. En cuanto a la evolución de las manchas solares, es muy variable, pudiendo aparecer y desaparecer en tan solo unas horas o prolongarse durante meses.

El seguimiento del número de manchas solares se efectúa mediante el número de Wolf, en honor del astrónomo suizo Rudolf Wolf, profesor de astronomía en la Universidad de Berna que ideó una sencilla fórmula que permite obtener un valor relacionado con el número de manchas y grupos de manchas observados en la superficie solar. Dicho número de Wolf es utilizado mundialmente para establecer el valor de la actividad solar y seguir su evolución a lo largo del tiempo.

Fulguraciones
Fulguraciones solares.
NASA/ Dra. Inés Rodríguez Hidalgo (IAC).
ver Fulguraciones (2,59)
Fulguraciones o erupciones solares: tienen su origen en la cromosfera y se trata de explosiones originadas por liberaciones muy rápidas de energía almacenada en el campo magnético. Estas erupciones dan lugar a que material de la cromosfera sea expulsado a gran velocidad al espacio, de manera que pueden alcanzar a la Tierra y dar lugar a las conocidas Auroras, además de perturbar las comunicaciones de radio terrestres. En estas erupciones, el material es lanzado hasta alturas superiores a los 4.000 kilómetros en 10 minutos, y se acompañan de emisiones de rayos X, ondas de radio y partículas muy energéticas.

Las auroras se forman se forman en las capas altas de la atmósfera, entre 100 y 350 kilómetros por encima del nivel del mar, y se deben a los electrones y protones expulsados por el Sol en una erupción solar y que chocan contra el campo magnético terrestre, de manera que son interceptados y canalizados por éste mediante las líneas de flujo concentrándose en los polos (ver vídeo). Estas partículas se excitan e ionizan por el contacto con la atmósfera generando el conocido color y las figuras fantasmagóricas que caracterizan a este fenómeno conocido desde hace siglos.

Viento solar
Viento solar.
NASA/ Dra. Inés Rodríguez Hidalgo (IAC).
ver Viento solar (1,6 Mb)
Viento solar: evidentemente, el campo magnético del Sol es más débil cuanto más lejos nos encontremos de él, y esto tiene un efecto muy marcado en el material que constituye la corona. A una distancia de unos dos radios solares desde la superficie del Sol, el campo magnético de la corona es capaz de retener el material gaseoso y caliente de la corona en grandes circuitos. Al aumentar la distancia, el campo magnético se debilita y el gas de la corona puede arrojar literalmente el campo magnético al espacio exterior.

Cuando sucede esto, la materia recorre grandes distancias a lo largo del campo magnético. El flujo constante del material arrojado desde la corona es lo que se conoce como viento solar y suele llegar de las regiones denominadas agujeros de la corona, situados cerca de las zonas polares, como ya se dijo al hablar de la corona. Allí, el gas es más frío y menos denso que en el resto de la corona, produciendo una menor radiación. El viento solar de los grandes agujeros de la corona (que puede durar varios meses) es muy fuerte y puede provocar alteraciones que se pueden detectar desde el campo magnético de la Tierra.
 
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